Astronomie

Les émissions du maser électron-cyclotron de la Terre

Les émissions du maser électron-cyclotron de la Terre

La toute première détection de signaux radio provoqués par le mécanisme de maser électronique-cyclotron en dehors du système solaire, sur Tau Bootis b, a été récemment publiée (ici). Ce phénomène provoque d'énormes émissions radio de Jupiter, par exemple, en raison de l'énorme quantité d'ions plasma provenant d'Io. Sur Terre, je suppose, ce phénomène se produit encore, en raison du rayonnement plasma du Soleil sur l'ionosphère terrestre.

Ma question est : quelle est sa force et comment est-elle comparée à Tau Bootis et Jupiter ?


Conditions d'émission du maser électron-cyclotron dans la couronne solaire

Le contexte. Le Soleil est une source active d'émission radio allant des sursauts radio de longue durée associés aux éruptions solaires et aux éjections de masse coronale à des sursauts radio plus complexes et de courte durée tels que les sursauts S solaires, les pointes radio et les sursauts de fibre. Alors que l'émission de plasma est considérée comme le mécanisme d'émission dominant pour la plupart des sursauts radio, le mécanisme de maser à électrons-cyclotrons (ECM) peut être responsable de sursauts plus complexes et de courte durée ainsi que de structures fines associées à des sursauts de longue durée.

Objectifs. Nous étudions les conditions de l'ECM dans la couronne solaire en considérant le rapport de la fréquence du plasma d'électrons ωp à la fréquence électron-cyclotrone. L'ECM est théoriquement possible lorsque ωp/e< 1.

Méthodes. Des cartes bidimensionnelles de densité électronique, de champ magnétique, de fréquence de plasma et de fréquence de cyclotron électronique de la couronne hors des membres ont été créées à l'aide d'observations de SDO/AIA et SOHO/LASCO, ainsi que d'extrapolations de champ potentiel du champ magnétique. Ces cartes ont ensuite été utilisées pour calculer ωpe et cartes de vitesse d'Alfvén de la couronne hors-membre.

Résultats. Nous avons trouvé que la condition d'émission d'ECM (ωp/e< 1) est possible aux hauteurs <1.07 R dans une région active près du membre, c'est-à-dire où les intensités de champ magnétique sont >40 G et les densités électroniques sont >3 × 10 8 cm -3 . De plus, nous avons trouvé des vitesses d'Alfvén relativement élevées (>0.02c ou >6000 km s -1 ) aux altitudes <1.07 R dans la région active.

Conclusion. Cela démontre que la condition d'émission d'ECM est satisfaite dans les zones de la couronne contenant de grands champs magnétiques, telles que le noyau d'une grande région active. Par conséquent, l'ECM pourrait être un mécanisme d'émission possible pour les rafales radio et micro-ondes à haute fréquence.


Comment les neutrinos massifs ont brisé le modèle standard

Selon le modèle standard, les leptons et les antileptons devraient tous être séparés, indépendants. [+] particules les unes des autres. Mais les trois types de neutrinos se mélangent tous, indiquant qu'ils doivent être massifs et, de plus, que les neutrinos et les antineutrinos peuvent en fait être la même particule : les fermions de Majorana.

E. Siegel / Au-delà de la galaxie

Ce n'était pas censé être ainsi. Les neutrinos, ces minuscules particules fantomatiques, insaisissables mais fondamentales, n'étaient pas censés avoir de masse. Selon le modèle standard des particules élémentaires, nous devrions avoir trois types de neutrinos (électron, muon et tau) et trois types d'antineutrinos, et ils devraient être stables et immuables dans leurs propriétés une fois créés.

Malheureusement, l'Univers nous réservait d'autres idées. Dès les années 1960, date des premiers calculs et mesures des neutrinos produits par le Soleil, on s'est rendu compte qu'il y avait un problème : à cause de la luminosité du Soleil, on savait combien de neutrinos (électroniques) étaient produits dans son noyau. Mais lorsque nous avons mesuré combien de neutrinos (électroniques) arrivaient, nous n'avons vu qu'un tiers du nombre prévu. L'histoire de la découverte de ce mystère reste le seul moyen fiable par lequel la physique des particules est allée au-delà du modèle standard, et peut encore détenir la clé pour mieux comprendre l'Univers. Voici comment.

La différence de masse entre un électron, la particule normale du modèle standard la plus légère, et le . [+] le neutrino le plus lourd possible est plus d'un facteur de 4 000 000, un écart encore plus grand que la différence entre l'électron et le quark top. Les neutrinos ont été initialement proposés pour résoudre le problème de la désintégration bêta, mais on a depuis découvert qu'ils avaient une masse. Pourquoi cette masse est si petite reste inconnue.

Le neutrino a fait ses débuts il y a environ 90 ans, lorsque les physiciens se sont penchés sur l'une des observations les plus frustrantes de la physique : le problème de la désintégration bêta. Il existe un certain nombre de noyaux atomiques - le tritium, par exemple - qui sont instables face aux désintégrations radioactives. L'un des moyens les plus courants pour un noyau atomique de se désintégrer, en particulier s'il contient un nombre inhabituellement élevé de neutrons, est la désintégration bêta : où un neutron dans le noyau se désintègre en un proton en émettant un électron.

Pendant de nombreuses années, nous avons détecté le proton qui restait ainsi que l'électron émis, mais il manquait quelque chose. Il y a deux quantités qui sont toujours conservées en physique des particules :

  1. l'énergie, car l'énergie totale des réactifs est toujours égale à l'énergie totale des produits,
  2. et la quantité de mouvement, car la quantité de mouvement totale de toutes les particules initiales est toujours égale à la quantité de mouvement totale des particules finales.

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Mais d'une manière ou d'une autre, pour ces désintégrations bêta, il manquait toujours quelque chose : l'énergie et la quantité de mouvement n'étaient pas conservées.

Illustration schématique de la désintégration bêta nucléaire dans un noyau atomique massif. Seulement si le (manquant) . [+] l'énergie et la quantité de mouvement des neutrinos sont incluses si ces quantités peuvent être conservées. La transition d'un neutron à un proton (et un électron et un neutrino antiélectron) est énergétiquement favorable, la masse supplémentaire étant convertie en énergie cinétique des produits de désintégration.

CHARGE INDUCTIVE DE L'UTILISATEUR COMMUN WIKIMEDIA

Certains, comme Niels Bohr, ont suggéré de manière radicale que l'énergie et l'élan n'étaient peut-être pas vraiment conservés, peut-être qu'ils pourraient d'une manière ou d'une autre être perdus. Mais Wolfgang Pauli avait une pensée différente - sans doute, encore plus radicale - : qu'il y avait peut-être un nouveau type de particule émis dans ces désintégrations, que nous n'avions tout simplement pas encore la capacité de voir. Il l'a nommé « neutrino », qui signifie en italien « petit neutre », et en faisant une hypothèse, il a fait une remarque sur l'hérésie qu'il avait commise :

J'ai fait une chose terrible, j'ai postulé une particule qui ne peut pas être détectée.

Selon la théorie de Pauli, il y avait une nouvelle classe de particules qui était émise dans certaines réactions nucléaires. Lorsqu'un neutron se désintègre en un proton et un électron, il doit également créer un neutrino anti-électron, en conservant à la fois le nombre de leptons (le nombre total de leptons moins le nombre total d'anti-leptons) et le numéro de famille de leptons (le même nombre de leptons moins les anti-leptons dans chacune des familles des électrons, des muons et des tau). Lorsqu'un muon se désintègre en un électron, il doit produire un neutrino muonique et un neutrino anti-électronique pour conserver tout ce qui est nécessaire.

Proposée en 1930, la théorie sauvage de Pauli a été confirmée en 1956, lorsque le premier (anti)neutrino a été détecté à partir de leur production dans des réacteurs nucléaires.

Le neutrino a été proposé pour la première fois en 1930, mais n'a été détecté qu'en 1956, à partir de réacteurs nucléaires. Dans . [+] depuis des années et des décennies, nous avons détecté des neutrinos du Soleil, des rayons cosmiques et même des supernovae. Ici, on voit la construction du réservoir utilisé dans l'expérience des neutrinos solaires dans la mine d'or de Homestake dans les années 1960.

LABORATOIRE NATIONAL DE BROOKHAVEN

Une fois que nous avons commencé à comprendre comment les réactions nucléaires alimentaient le Soleil, il est devenu clair que la plus grande source de neutrinos sur Terre ne proviendrait pas des réactions nucléaires créées par les humains, mais du Soleil lui-même. A l'intérieur du Soleil, certains

10 38 réactions nucléaires se produisent chaque seconde, produisant des neutrinos électroniques (ainsi que des positons) chaque fois qu'un proton est transmuté en neutron dans la formation éventuelle d'éléments plus lourds comme l'hélium. Sur la base de la quantité d'énergie produite par le Soleil, nous pouvons calculer la densité numérique de ces neutrinos électroniques qui doivent arriver en permanence sur Terre.

Nous avons découvert comment construire des détecteurs de neutrinos, en créant d'énormes réservoirs remplis de matériel avec lesquels ils peuvent interagir, en les entourant de détecteurs extrêmement sensibles même à une seule interaction d'un neutrino avec une particule cible. Mais lorsque nous sommes allés mesurer ces neutrinos dans les années 1960, nous avons eu un réveil brutal : le nombre de neutrinos arrivant n'était qu'environ un tiers de ce à quoi nous nous attendions. Soit quelque chose n'allait pas avec nos détecteurs, soit quelque chose n'allait pas avec notre modèle du Soleil, soit quelque chose n'allait pas avec les neutrinos eux-mêmes.

Un événement neutrino, identifiable par les anneaux de rayonnement Cherenkov qui apparaissent le long de la . [+] les tubes photomultiplicateurs qui tapissent les parois du détecteur, mettent en valeur la méthodologie réussie de l'astronomie neutrino. Cette image montre plusieurs événements et fait partie d'une série d'expériences ouvrant la voie à une meilleure compréhension des neutrinos.

COLLABORATION SUPER KAMIOKANDE

Les expériences avec les réacteurs ont rapidement réfuté l'idée que quelque chose n'allait pas avec nos détecteurs, ils fonctionnaient exactement comme prévu, avec des efficacités extrêmement bien quantifiées. Les neutrinos que nous détections étaient détectés proportionnellement au nombre de neutrinos qui arrivaient. Pendant des décennies, de nombreux astronomes ont soutenu que notre modèle du Soleil devait être défectueux, mais les modèles qui étaient le plus en accord avec toutes les données électromagnétiques ont prédit un flux de neutrinos beaucoup plus important que ce que nous avons observé.

Bien sûr, il y avait une autre possibilité sauvage qui, si elle était correcte, modifierait notre image de l'Univers par rapport à ce que le modèle standard avait prédit. La possibilité folle est la suivante : que les trois types de neutrinos que nous avons soient en fait massifs, plutôt que sans masse, et qu'ils puissent se mélanger, tout comme les différents types de quarks (avec les mêmes nombres quantiques) peuvent se mélanger.

Et, en mettant tout cela ensemble, si vous avez une grande quantité d'énergie dans ces neutrinos, et que ces neutrinos traversent la matière (comme les couches externes du Soleil ou de la Terre elle-même), ils peuvent en fait osciller ou changer de type d'une saveur dans un autre.

Si vous commencez avec un neutrino électronique (noir) et que vous le laissez voyager à travers l'espace vide ou . [+] peu importe, il aura une certaine probabilité d'osciller, ce qui ne peut arriver que si les neutrinos ont des masses très petites mais non nulles. Les résultats des expériences sur les neutrinos solaires et atmosphériques sont cohérents les uns avec les autres, mais pas avec l'ensemble des données sur les neutrinos, y compris les neutrinos de la ligne de lumière.

DÉTROIT D'UTILISATEURS COMMUNS WIKIMEDIA

Cette image a été validée dans les années 1990 et 2000, alors que nous commencions à réaliser des expériences sensibles non seulement aux neutrinos électroniques, mais aussi aux neutrinos muoniques et tau dans lesquels ils pouvaient osciller. Il a reçu une validation supplémentaire lorsque nous avons effectué ces mesures non seulement sur les neutrinos solaires, mais aussi sur les neutrinos atmosphériques générés par les impacts de rayons cosmiques à haute énergie. Lorsque toutes les données ont été combinées, une seule image a émergé : les neutrinos ont une masse non nulle, mais les masses sont extrêmement petites, il faudrait plus de 4 millions de la saveur la plus lourde de neutrinos pour s'additionner à la prochaine particule du modèle standard la plus légère. : l'électron.

Si les neutrinos ont une masse, certaines propriétés qu'ils possèdent changent fondamentalement. Par exemple, chaque neutrino que nous avons observé est intrinsèquement gaucher : si vous pointez votre pouce gauche dans la direction où il se déplace, sa rotation (ou moment angulaire) est toujours orientée dans la direction où les doigts de votre main gauche s'enroulent autour de votre pouce. De même, les anti-neutrinos sont toujours droitiers : pointez votre pouce droit dans leur direction de mouvement, et leur rotation suit les doigts de votre main droite.

Une polarisation gauche est inhérente à 50 % des photons et une polarisation droitière est inhérente. [+] aux autres 50%. Chaque fois que deux particules (ou une paire particule-antiparticule) sont créées, leurs spins (ou moments angulaires intrinsèques, si vous préférez) s'additionnent toujours de sorte que le moment angulaire total du système soit conservé. Il n'y a pas de boost ou de manipulations que l'on puisse effectuer pour changer la polarisation d'une particule sans masse, comme un photon.

E-KARIMI / WIKIMEDIA COMMUNS

Maintenant, voici la chose. Si les neutrinos sont sans masse, ils se déplaceront toujours à la vitesse de la lumière et vous ne pourrez jamais vous déplacer plus vite qu'un. Mais s'ils sont massifs, ils se déplacent à des vitesses inférieures à la vitesse de la lumière, ce qui signifie qu'il est possible d'augmenter votre vitesse pour aller plus vite qu'un neutrino tout en se déplaçant plus lentement que la lumière.

Imaginez, alors, que vous arrivez derrière un neutrino, le regardez passer devant vous et le voyez tourner dans le sens inverse des aiguilles d'une montre de votre point de vue. Maintenant, vous accélérez, et vous dépassez le neutrino, et donc vous le regardez en avant.

Vous voyez qu'il s'éloigne maintenant de vous et qu'il semble tourner dans le sens des aiguilles d'une montre plutôt que dans le sens inverse. Juste en changeant votre mouvement relatif par rapport au neutrino, vous l'avez apparemment transformé d'un neutrino en un antineutrino. Pourquoi? Dirigez vos pouces loin de vous et voyez : ce n'est que si vous utilisez votre main droite que vous obtenez une rotation dans le sens des aiguilles d'une montre à partir de quelque chose pointé loin de vous.

Si vous attrapez un neutrino ou un antineutrino se déplaçant dans une direction particulière, vous constaterez que son . [+] le moment angulaire intrinsèque présente un spin dans le sens des aiguilles d'une montre ou dans le sens inverse, selon que la particule en question est un neutrino ou un antineutrino. Que les neutrinos droitiers (et les antineutrinos gauchers) soient réels ou non est une question sans réponse qui pourrait révéler de nombreux mystères sur le cosmos.

HYPERPHYSIQUE / R NAVE / GEORGIA STATE UNIVERSITY

Est-ce possible? Une particule comme un neutrino pourrait-elle en fait être sa propre antiparticule ?

Pas selon l'ancien modèle standard. Pas si les neutrinos sont sans masse. Mais si vous allez au-delà du modèle standard et autorisez les neutrinos à avoir une masse - ce que vous devez faire pour être cohérent avec ce que nous avons observé - ce n'est pas seulement autorisé, on peut soutenir que cela pourrait être la meilleure explication possible.

Les fermions, en général, ne sont pas censés être leurs propres antiparticules dans le modèle standard normal. Un fermion est une particule de spin ±½ (ou spin demi-entier, en unités de la constante de Planck), et comprend tous les quarks et leptons, c'est-à-dire y compris les neutrinos. Mais il existe un type spécial de fermion qui n'existe qu'en théorie jusqu'à présent : un fermion de Majorana, qui est sa propre antiparticule. Si c'est vrai, il y aurait une réaction très spéciale qui pourrait avoir lieu : la double désintégration bêta sans neutrinos.

Lorsqu'un noyau subit une double désintégration des neutrons, deux électrons et deux neutrinos sont émis. [+] conventionnellement. Si les neutrinos obéissent à ce mécanisme de bascule et sont des particules de Majorana, une double désintégration bêta sans neutrinos devrait être possible. Les expériences recherchent activement cela.

LUDWIG NIEDERMEIER, UNIVERSITAT TUBINGEN / GERDA

Les scientifiques mènent actuellement des expériences à la recherche de ce type de désintégration rare, qui nécessite que les neutrinos soient leur propre antiparticule. Dans la désintégration bêta simple, un neutron se transforme en un proton, un électron et un neutrino anti-électron. Vous pouvez également avoir - bien que ce soit très rare - une double désintégration bêta, où deux neutrons se convertissent en deux protons, deux électrons et deux neutrinos anti-électrons. Dans le cas d'une double désintégration bêta normale, vous pouvez dire que les neutrinos sont créés à cause de «l'énergie manquante» et de «l'élan manquant» qui doivent être emportés.

Mais, du moins en théorie, il existe une forme sans neutrino, où le neutrino anti-électron émis par un neutron est absorbé par un autre neutron qui le considère comme un neutrino électronique régulier : sa propre antiparticule. Dans cette deuxième réaction, le neutron et le neutrino électronique interagissent et émettent un proton et un électron. Au lieu de deux neutrinos, il produirait zéro, mais serait toujours une double désintégration bêta.

L'expérience GERDA, il y a dix ans, a imposé les contraintes les plus fortes au double bêta sans neutrinos. [+] pourriture à l'époque. L'expérience MAJORANA, montrée ici, a le potentiel de détecter enfin cette désintégration rare. Il faudra probablement des années pour que leur expérience donne des résultats solides, mais tout événement dépassant le bruit de fond attendu serait révolutionnaire.

L'EXPÉRIENCE DE DÉCROISSANCE À DOUBLE BÊTA SANS NEUTRE DE MAJORANA / UNIVERSITÉ DE WASHINGTON

Les neutrinos, sans ambiguïté, ne peuvent pas être les particules sans masse qu'ils étaient supposés être à l'origine. Ils oscillent clairement d'une saveur à l'autre, ce qui n'est possible que s'ils ont de la masse. Sur la base de nos meilleures contraintes actuelles, nous savons maintenant qu'une fraction faible mais non nulle de la matière noire doit être constituée de neutrinos : environ 0,5% à 1,5%. C'est à peu près la même masse que toutes les étoiles de l'Univers réunies.

Et pourtant, nous ne savons toujours pas s'ils sont leur propre antiparticule. Nous ne savons pas s'ils tirent leur masse d'un très faible couplage au Higgs, ou s'ils l'obtiennent par un mécanisme différent. Et nous ne savons pas, vraiment, si le secteur des neutrinos n'est pas encore plus complexe qu'on ne le pense, les neutrinos stériles ou lourds restant une possibilité viable. Alors que nos collisionneurs s'efforcent de nous emmener vers des énergies toujours plus élevées, la seule fissure de bonne foi dans le modèle standard provient des particules massives les plus légères de toutes : le neutrino fantomatique et insaisissable.


Emission maser électron-cyclotron : taux de croissance et d'amortissement relatifs pour différents modes et harmoniques

Nous calculons et comparons le taux de croissance temporelle et le nombre de croissances de repliement e pour les modes d'onde suivants en raison d'un maser cyclotron à cône de perte : modes fondamentaux x, o et z et modes de seconde harmonique x et o. Le mode dominant du maser doit être le mode de croissance la plus rapide pour un maser saturé et doit être le mode avec le plus grand nombre de croissances de repliement e pour un maser non saturé ce mode est le mode x fondamental pour ωpe ≲ 0,3, le mode z (ou peut-être le mode fondamental o) pour 0,3 ≲ ωpe ≲ 1,0, et le mode z (ou peut-être le mode x du second harmonique) pour 1,0 ≲ ωpe 1.3. Nous discutons de l'effet de l'amortissement cyclotron par les électrons thermiques sur la croissance. Les calculs numériques montrent que l'effet n'est important que lorsque le rapport des énergies moyennes des électrons émetteurs thermique et maser dépasse 0,1-0,2. Une expression analytique du taux d'amortissement est dérivée et est utilisée pour montrer que certains traitements antérieurs de l'amortissement cyclotron surestiment considérablement l'effet de l'émission maser induite par le cône de perte. Ces résultats, lorsqu'ils sont appliqués à AKR, impliquent que seul le mode fondamental x (pour ωpe ≲ 0,3) ou le mode z (pour ωpe ≳ 0,3) est produit directement par émission maser. Nous suggérons (1) qu'une composante de mode o dans AKR pourrait être due à une réflexion partielle du rayonnement de mode x incident sur des intrusions de plasma surdenses pointues du type observé dans la cavité aurorale et (2) qu'une seconde composante harmonique peut être produite par coalescence de deux ondes en mode z.


Emission maser électron-cyclotron : taux de croissance et d'amortissement relatifs pour différents modes et harmoniques

Nous calculons et comparons le taux de croissance temporelle et le nombre de croissances de repliement e pour les modes d'onde suivants en raison d'un maser cyclotron à cône de perte : modes fondamentaux x, o et z et modes de seconde harmonique x et o. Le mode dominant du maser doit être le mode de croissance la plus rapide pour un maser saturé et doit être le mode avec le plus grand nombre de croissances de repliement e pour un maser non saturé ce mode est le mode x fondamental pour ωpe ≲ 0,3, le mode z (ou peut-être le mode fondamental o) pour 0,3 ≲ ωpe ≲ 1,0, et le mode z (ou peut-être le mode x du second harmonique) pour 1,0 ≲ ωpe 1.3. Nous discutons de l'effet de l'amortissement cyclotron par les électrons thermiques sur la croissance. Les calculs numériques montrent que l'effet n'est important que lorsque le rapport des énergies moyennes des électrons émetteurs thermique et maser dépasse 0,1-0,2. Une expression analytique du taux d'amortissement est dérivée et est utilisée pour montrer que certains traitements antérieurs de l'amortissement cyclotron surestiment considérablement l'effet de l'émission maser induite par le cône de perte. Ces résultats, lorsqu'ils sont appliqués à AKR, impliquent que seul le mode fondamental x (pour ωpe ≲ 0,3) ou le mode z (pour ωpe ≳ 0,3) est produit directement par émission maser. Nous suggérons (1) qu'une composante de mode o dans AKR pourrait être due à une réflexion partielle du rayonnement de mode x incident sur des intrusions de plasma surdenses pointues du type observé dans la cavité aurorale et (2) qu'une seconde composante harmonique peut être produite par coalescence de deux ondes en mode z.


Les scientifiques pensent avoir détecté des émissions radio d'un monde extraterrestre

Des découvertes similaires pourraient renseigner les scientifiques sur les champs magnétiques autour des exoplanètes.

Les scientifiques ont peut-être détecté pour la première fois des émissions radio d'une planète en orbite autour d'une étoile au-delà de notre soleil.

Les astronomes à l'origine de la nouvelle recherche ont utilisé un radiotélescope aux Pays-Bas pour étudier trois étoiles différentes connues pour héberger exoplanètes. Les chercheurs ont comparé ce qu'ils ont vu à des observations de Jupiter, diluées comme si elles étaient vues depuis un système stellaire à des dizaines d'années-lumière. Et un système stellaire s'est démarqué : Tau Boötes, qui contient au moins une exoplanète. Si la détection tient le coup, elle pourrait ouvrir la porte à une meilleure compréhension des champs magnétiques des exoplanètes et donc des exoplanètes elles-mêmes, espèrent les chercheurs.

"Nous présentons l'un des premiers indices de détection d'une exoplanète dans le domaine radio", Jake Turner, astronome à l'Université Cornell et auteur principal de la nouvelle recherche, dit dans un communiqué. "Nous plaidons en faveur d'une émission par la planète elle-même. De par la force et la polarisation du signal radio et du champ magnétique de la planète, elle est compatible avec les prédictions théoriques."

Cependant, Turner et ses collègues ne sont pas encore certains que le signal qu'ils ont détecté vient vraiment de la planète, surnommé Tau Boötes b les chercheurs ont demandé des observations supplémentaires du système, qui se trouve à environ 51 années-lumière de la Terre dans la constellation. Boötes.

La nouvelle recherche a en fait commencé à Jupiter les chercheurs avaient déjà étudié les émissions radio de cette planète, puis modifié ces mesures pour refléter l'effet qu'ils s'attendaient à ce que la proximité de l'étoile hôte et la distance de la Terre aient sur leurs observations d'une exoplanète.

Ensuite, les scientifiques ont consulté les observations faites en 2016 et 2017 par le Matrice basse fréquence (LOFAR) aux Pays-Bas. En plus du signal potentiel de Tau Boötes b, les chercheurs rapportent également qu'ils ont peut-être capté un signal de l'étoile Upsilon Andromedae ou de sa planète, mais cette détection était encore plus faible que celle de Tau Boötes b.

Les chercheurs s'intéressent à la détection des émissions radio des planètes, car de telles informations peuvent aider les scientifiques à déchiffrer ce qui se passe dans les champs magnétiques des mêmes mondes. Ceux champs magnétiques, à son tour, influence les conditions à la surface de la planète &mdash Le champ magnétique terrestre protège l'atmosphère qui fait du monde un monde auquel nous pouvons survivre, par exemple. De tels champs magnétiques peuvent également renseigner les scientifiques sur d'autres qualités d'un monde, comme sa structure et son histoire.

Mais jusqu'à présent, l'étude directe de ces champs magnétiques a été difficile à gérer pour les scientifiques, malgré le fait que presque toutes les planètes de notre système solaire en a eu un à un moment donné de son histoire. D'où l'intérêt d'utiliser les émissions radio comme intermédiaire.

"Nous appris de notre propre Jupiter à quoi ressemble ce type de détection", a déclaré Turner. "Nous sommes allés le chercher et nous l'avons trouvé."

Mais ce n'est que le début de l'histoire, pas la fin, a-t-il souligné, car les émissions radio pourraient toujours provenir des étoiles ou d'une autre source au lieu de la planète. "Il reste une incertitude quant au fait que le signal radio détecté provient de la planète. Le besoin d'observations de suivi est essentiel."

La recherche est décrite dans un document qui sera publié par la revue Astronomy & Astrophysics et est déjà disponible pour lecture en ligne.


Contenu

Masers Modifier

Le mot maser dérive de l'acronyme MASER, qui signifie "Microwave UNEamplification par Sstimulé Emission de Radiation". Le maser est un prédécesseur des lasers, qui fonctionnent à des longueurs d'onde optiques, et est nommé par le remplacement de "micro-ondes" par "lumière". Étant donné un système d'atomes ou de molécules, chacun avec des états d'énergie différents, un atome ou une molécule peut absorber un photon et passer à un niveau d'énergie plus élevé, ou le photon peut stimuler l'émission d'un autre photon de la même énergie et provoquer une transition vers un niveau d'énergie inférieur.Produire un maser nécessite une inversion de population, c'est-à-dire lorsqu'un système a plus de membres dans un niveau d'énergie plus élevé par rapport à un niveau d'énergie inférieur. Dans une telle situation, plus de photons seront produits par l'émission stimulée qu'il n'en sera absorbé. Un tel système n'est pas en équilibre thermique, et en tant que tel nécessite des conditions spéciales pour se produire. Plus précisément, il doit avoir une source d'énergie qui peut pomper les atomes ou les molécules à l'état excité.Une fois que l'inversion de population se produit, un photon avec une énergie photonique correspondant à la différence d'énergie entre deux états peut alors produire e a stimulé l'émission d'un autre photon de même énergie. L'atome ou la molécule tombera au niveau d'énergie inférieur, et il y aura deux photons de la même énergie, alors qu'avant il n'y en avait qu'un. La répétition de ce processus est ce qui conduit à l'amplification, et comme tous les photons sont de la même énergie, la lumière produite est monochromatique. [2] [3]

Maîtres astrophysiques Modifier

Les masers et lasers construits sur Terre et les masers qui se produisent dans l'espace nécessitent tous deux une inversion de population pour fonctionner, mais les conditions dans lesquelles l'inversion de population se produit sont très différentes dans les deux cas. Les masers dans les laboratoires ont des systèmes à haute densité, ce qui limite les transitions pouvant être utilisées pour le masing et nécessite l'utilisation d'une cavité résonante afin de faire rebondir la lumière plusieurs fois. Les masers astrophysiques sont à faible densité et ont naturellement de très grandes longueurs de trajet. À faible densité, il est plus facile d'être hors d'équilibre thermique car l'équilibre thermique est maintenu par des collisions, ce qui signifie qu'une inversion de population peut se produire. Les longs trajets offrent aux photons voyageant dans le milieu de nombreuses opportunités de stimuler l'émission et de produire une amplification d'une source de rayonnement de fond. Ces facteurs s'accumulent pour "faire de l'espace interstellaire un environnement naturel pour le fonctionnement des masers". [4] Les masers astrophysiques peuvent être pompés par rayonnement ou par collision. Dans le pompage radiatif, les photons infrarouges avec des énergies plus élevées que les photons de transition maser excitent préférentiellement les atomes et les molécules vers l'état supérieur dans le maser afin de produire une inversion de population. Dans le pompage collisionnel, cette inversion de population est plutôt produite par des collisions qui excitent les molécules à des niveaux d'énergie supérieurs à celui du niveau supérieur du maser, puis la molécule se désintègre au niveau supérieur du maser en émettant des photons. [5]

En 1965, douze ans après la construction du premier maser en laboratoire, un maser hydroxyle (OH) a été découvert dans le plan de la Voie lactée. [6] Des masers d'autres molécules ont été découverts dans la Voie Lactée dans les années suivantes, y compris l'eau (H2O), le monoxyde de silicium (SiO) et le méthanol (CH3OH). [7] La ​​luminosité isotrope typique de ces masers galactiques est de 10 −6 –10 −3 L . [8] La première preuve d'un masage extragalactique a été la détection de la molécule d'hydroxyle dans NGC 253 en 1973, et était environ dix fois plus lumineuse que les masers galactiques. [9]

En 1982, le premier mégamaser a été découvert dans la galaxie infrarouge ultralumineuse Arp 220. [10] La luminosité de la source, en supposant qu'elle émet de manière isotrope, est d'environ 10 3 L . Cette luminosité est environ cent millions de fois plus forte que le maser typique trouvé dans la Voie lactée, et donc la source du maser dans Arp 220 a été appelée un mégamaser. [11] A cette époque, l'eau extragalactique (H2O) les masers étaient déjà connus. En 1984, une émission de maser à eau a été découverte dans NGC 4258 et NGC 1068 qui était d'une force comparable à celle du maser hydroxyle dans Arp 220, et sont en tant que telles considérées comme des mégamasers à eau. [12]

Au cours de la décennie suivante, des mégamasers ont également été découverts pour le formaldéhyde (H2CO) et la méthine (CH). Les masers galactiques au formaldéhyde sont relativement rares, et on en connaît davantage que les masers galactiques au formaldéhyde. Les masers à la méthine, en revanche, sont assez courants dans la Voie lactée. Les deux types de mégamaser ont été trouvés dans des galaxies dans lesquelles de l'hydroxyle avait été détecté. La méthine est observée dans les galaxies à absorption hydroxyle, tandis que le formaldéhyde se trouve dans les galaxies à absorption hydroxyle ainsi que dans celles à émission mégamaser hydroxyle. [13]

En 2007, 109 sources de mégamaser hydroxyle étaient connues, jusqu'à un décalage vers le rouge de z 0,27 . [14] Plus de 100 masers d'eau extragalactiques sont connus, [15] et parmi ceux-ci, 65 sont suffisamment brillants pour être considérés comme des mégamasers. [16]

Indépendamment de la molécule maser, il y a quelques exigences qui doivent être remplies pour qu'une source maser puissante existe. Une exigence est une source de fond de continuum radio pour fournir le rayonnement amplifié par le maser, car toutes les transitions du maser ont lieu aux longueurs d'onde radio. [ citation requise ] La molécule de masage doit avoir un mécanisme de pompage pour créer l'inversion de population, et une densité et une longueur de trajet suffisantes pour qu'une amplification significative ait lieu. Ceux-ci se combinent pour contraindre quand et où l'émission de mégamaser pour une molécule donnée aura lieu. [18] Les conditions spécifiques pour chaque molécule connue pour produire des mégamasers sont différentes, comme en témoigne le fait qu'il n'y a pas de galaxie connue qui héberge les deux espèces de mégamasers les plus courantes, l'hydroxyle et l'eau. [16] A ce titre, les différentes molécules à mégamasers connus seront abordées individuellement.

Arp 220 héberge le premier mégamaser découvert, est la galaxie infrarouge ultralumineuse la plus proche et a été étudiée en détail à de nombreuses longueurs d'onde. Pour cette raison, c'est le prototype des galaxies hôtes des mégamasers hydroxyles et est souvent utilisé comme guide pour interpréter d'autres mégamasers hydroxyles et leurs hôtes. [19]

Hôtes et environnement Modifier

Les mégamasers hydroxyles se trouvent dans la région nucléaire d'une classe de galaxies appelées galaxies infrarouges lumineuses (LIRG), avec des luminosités infrarouges lointaines supérieures à cent milliards de luminosités solaires, ou LSAPIN > 10 11 L , et les galaxies infrarouges ultra-lumineuses (ULIRG), avec LSAPIN > 10 12 L sont favorisés. [20] Ces luminosités infrarouges sont très grandes, mais dans de nombreux cas, les LIRG ne sont pas particulièrement lumineux en lumière visible. Par exemple, le rapport de la luminosité infrarouge à la luminosité en lumière bleue est d'environ 80 pour Arp 220, la première source dans laquelle un mégamaser a été observé. [21]

The majority of the LIRGs show evidence of interaction with other galaxies or having recently experienced a galaxy merger, [22] and the same holds true for the LIRGs that host hydroxyl megamasers. [23] Megamaser hosts are rich in molecular gas compared to spiral galaxies, with molecular hydrogen masses in excess of one billion solar masses, or H2 > 10 9 M . [24] Mergers help funnel molecular gas to the nuclear region of the LIRG, producing high molecular densities and stimulating high star formation rates characteristic of LIRGs. The starlight in turn heats dust, which re-radiates in the far infrared and produces the high LFIR observed in hydroxyl megamaser hosts. [24] [25] [26] The dust temperatures derived from far infrared fluxes are warm relative to spirals, ranging from 40–90 K. [27]

The far infrared luminosity and dust temperature of a LIRG both affect the likelihood of hosting an hydroxyl megamaser, through correlations between the dust temperature and far infrared luminosity, so it is unclear from observations alone what the role of each is in producing hydroxyl megamasers. LIRGs with warmer dust are more likely to host hydroxyl megamasers, as are ULIRGs, with LFIR > 10 12 L . At least one out of three ULIRGs hosts an hydroxyl megamaser, as compared with roughly one out of six LIRGs. [28] Early observations of hydroxyl megamasers indicated a correlation between the isotropic hydroxyl luminosity and far infrared luminosity, with LOHLFIR 2 . [29] As more hydroxyl megamasers were discovered, and care was taken to account for the Malmquist bias, this observed relationship was found to be flatter, with LOHLFIR 1.2 ± 0.1 . [30]

Early spectral classification of the nuclei of the LIRGs that host hydroxyl megamasers indicated that the properties of LIRGs that host hydroxyl megamasers cannot be distinguished from the overall population of LIRGs. Roughly one third of megamaser hosts are classified as starburst galaxies, one quarter are classified as Seyfert 2 galaxies, and the remainder are classified as low-ionization nuclear emission-line regions, or LINERs. The optical properties of hydroxyl megamaser hosts and non-hosts are not significantly different. [31] Recent infrared observations using the Spitzer Space Telescope are, however, able to distinguish hydroxyl megamaser hosts galaxies from non-masing LIRGs, as 10–25% of hydroxyl megamaser hosts show evidence for an active galactic nucleus, compared to 50–95% for non-masing LIRGs. [32]

The LIRGs that host hydroxyl megamasers may be distinguished from the general population of LIRGs by their molecular gas content. The majority of molecular gas is molecular hydrogen, and typical hydroxyl megamaser hosts have molecular gas densities greater than 1000 cm −3 . These densities are among the highest mean densities of molecular gas among LIRGs. The LIRGs that host hydroxyl megamasers also have high fractions of dense gas relative to typical LIRGs. The dense gas fraction is measured by the ratio of the luminosity produced by hydrogen cyanide (HCN) relative to the luminosity of carbon monoxide (CO). [33]

Line characteristics Edit

The emission of hydroxyl megamasers occurs predominantly in the so-called "main lines" at 1665 and 1667 MHz. The hydroxyl molecule also has two "satellite lines" that emit at 1612 and 1720 MHz, but few hydroxyl megamasers have had satellite lines detected. Emission in all known hydroxyl megamasers is stronger in the 1667 MHz line typical ratios of the flux in the 1667 MHz line to the 1665 MHz line, called the hyperfine ratio, range from a minimum of 2 to greater than 20. [34] For hydroxyl emitting in thermodynamic equilibrium, this ratio will range from 1.8 to 1, depending upon the optical depth, so line ratios greater than 2 are indicative of a population out of thermal equilibrium. [35] This may be compared with galactic hydroxyl masers in star-forming regions, where the 1665 MHz line is typically strongest, and hydroxyl masers around evolved stars, in which the 1612 MHz line is often strongest, and of the main lines, 1667 MHz emission is frequently stronger than 1612 MHz. [36] The total width of emission at a given frequency is typically many hundreds of kilometers per second, and individual features that make up the total emission profile have widths ranging from tens to hundreds of kilometers per second. [34] These may also be compared with galactic hydroxyl masers, which typically have linewidths of order a kilometer per second or narrower, and are spread over a velocity of a few to tens of kilometers per second. [35]

The radiation amplified by hydroxyl masers is the radio continuum of its host. This continuum is primarily composed of synchrotron radiation produced by Type II supernovae. [37] Amplification of this background is low, with amplification factors, or gains, ranging from a few percent to a few hundred percent, and sources with larger hyperfine ratios typically exhibiting larger gains. Sources with higher gains typically have narrower emission lines. This is expected if the pre-gain linewidths are all roughly the same, as line centers are amplified more than the wings, leading to line narrowing. [38]

A few hydroxyl megamasers, including Arp 220, have been observed with very long baseline interferometry (VLBI), which allows sources to be studied at higher angular resolution. VLBI observations indicate that hydroxyl megamaser emission is composed of two components, one diffuse and one compact. The diffuse component displays gains of less than a factor of one and linewidths of order hundreds of kilometers per second. These characteristics are similar to those seen with single dish observations of hydroxyl megamasers that are unable to resolve individual masing components. The compact components have high gains, ranging from tens to hundreds, high ratios of flux at 1667 MHz to flux at 1665 MHz, and linewidths are of order a few kilometers per second. [39] [40] These general features have been explained by a narrow circumnuclear ring of material from which the diffuse emission arises, and individual masing clouds with sizes of order one parsec that give rise to the compact emission. [41] The hydroxyl masers observed in the Milky Way more closely resemble the compact hydroxyl megamaser components. There are, however, some regions of extended galactic maser emission from other molecules that resemble the diffuse component of hydroxyl megamasers. [42]

Pumping mechanism Edit

The observed relationship between the luminosity of the hydroxyl line and the far infrared suggests that hydroxyl megamasers are radiatively pumped. [29] Initial VLBI measurements of nearby hydroxyl megamasers seemed to present a problem with this model for compact emission components of hydroxyl megamasers, as they required a very high fraction of infrared photons to be absorbed by hydroxyl and lead to a maser photon being emitted, making collisional excitation a more plausible pumping mechanism. [43] However, a model of maser emission with a clumpy masing medium appear to be able to reproduce the observed properties of compact and diffuse hydroxyl emission. [44] A recent detailed treatment finds that photons with a wavelength of 53 micrometres are the primary pump for main line maser emission, and applies to all hydroxyl masers. In order to provide enough photons at this wavelength, the interstellar dust that reprocesses stellar radiation to infrared wavelengths must have a temperature of at least 45 kelvins. [45] Recent observations with the Spitzer Space Telescope confirm this basic picture, but there are still some discrepancies between details of the model and observations of hydroxyl megamaser host galaxies such as the required dust opacity for megamaser emission. [32]

Applications Edit

Hydroxyl megamasers occur in the nuclear regions of LIRGs, and appear to be a marker in the stage of the formation of galaxies. As hydroxyl emission is not subject to extinction by interstellar dust in its host LIRG, hydroxyl masers may be useful probes of the conditions where star formation in LIRGs takes place. [46] At redshifts of z

2, there are LIRG-like galaxies more luminous than the ones in the nearby universe. The observed relationship between the hydroxyl luminosity and far infrared luminosity suggests that hydroxyl megamasers in such galaxies may be tens to hundreds of times more luminous than observed hydroxyl megamasers. [47] Detection of hydroxyl megamasers in such galaxies would allow precise determination of the redshift, and aid understanding of star formation in these objects. [48]

The first detection of the Zeeman effect in another galaxy was made through observations of hydroxyl megamasers. [49] The Zeeman effect is the splitting of a spectral line due to the presence of a magnetic field, and the size of the splitting is linearly proportional to the line-of-sight magnetic field strength. Zeeman splitting has been detected in five hydroxyl megamasers, and the typical strength of a detected field is of order a few milligauss, similar to the field strengths measured in galactic hydroxyl masers. [50]

Whereas hydroxyl megamasers seem to be fundamentally distinct in some ways from galactic hydroxyl masers, water megamasers do not seem to require conditions too dissimilar from galactic water masers. Water masers stronger than galactic water masers, some of which are strong enough to be classified "mega" masers, may be described by the same luminosity function as galactic water masers. Some extragalactic water masers occur in star forming regions, like galactic water masers, while stronger water masers are found in the circumnuclear regions around active galactic nuclei (AGN). The isotropic luminosities of these span a range of order one to a few hundred L , and are found in nearby galaxies like Messier 51 (0.8 L ) and more distant galaxies like NGC 4258 (120 L ). [51]

Line characteristics and pumping mechanism Edit

Water maser emission is observed primarily at 22 GHz, due to a transition between rotational energy levels in the water molecule. The upper state is at an energy corresponding to 643 kelvins about the ground state, and populating this upper maser level requires number densities of molecular hydrogen of order 10 8 cm −3 or greater and temperatures of at least 300 kelvins. The water molecule comes into thermal equilibrium at molecular hydrogen number densities of roughly 10 11 cm −3 , so this places an upper limit on the number density in a water masing region. [52] Water masers emission has been successfully modelled by masers occurring behind shock waves propagating through dense regions in the interstellar medium. These shocks produce the high number densities and temperatures (relative to typical conditions in the interstellar medium) required for maser emission, and are successful in explaining observed masers. [53]

Applications Edit

Water megamasers may be used to provide accurate distance determinations to distant galaxies. Assuming a Keplerian orbit, measuring the centripetal acceleration and velocity of water maser spots yields the physical diameter subtended by the maser spots. By then comparing the physical radius to the angular diameter measured on the sky, the distance to the maser may be determined. This method is effective with water megamasers because they occur in a small region around an AGN, and have narrow linewidths. [54] This method of measuring distances is being used to provide an independent measure of the Hubble constant that does not rely upon use of standard candles. The method is limited, however, by the small number of water megamasers known at distances within the Hubble flow. [55] This distance measurement also provides a measurement of the mass of the central object, which in this case is a supermassive black hole. Black hole mass measurements using water megamasers is the most accurate method of mass determination for black holes in galaxies other than the Milky Way. The black hole masses that are measured are consistent with the M–sigma relation, an empirical correlation between stellar velocity dispersion in galactic bulges and the mass of the central supermassive black hole. [56]


The electron–cyclotron maser for astrophysical application

The electron–cyclotron maser is a process that generates coherent radiation from plasma. In the last two decades, it has gained increasing attention as a dominant mechanism of producing high-power radiation in natural high-temperature magnetized plasmas. Originally proposed as a somewhat exotic idea and subsequently applied to include non-relativistic plasmas, the electron–cyclotron maser was considered as an alternative to turbulent though coherent wave–wave interaction which results in radio emission. However, when it was recognized that weak relativistic corrections had to be taken into account in the radiation process, the importance of the electron–cyclotron maser rose to the recognition it deserves. Here we review the theory and application of the electron–cyclotron maser to the directly accessible plasmas in our immediate terrestrial and planetary environments. In situ access to the radiating plasmas has turned out to be crucial in identifying the conditions under which the electron–cyclotron maser mechanism is working. Under extreme astrophysical conditions, radiation from plasmas may provide a major energy loss however, for generating the powerful radiation in which the electron–cyclotron maser mechanism is capable, the plasma must be in a state where release of susceptible amounts of energy in the form of radiation is favorable. Such conditions are realized when the plasma is unable to digest the available free energy that is imposed from outside and stored in its particle distribution. The lack of dissipative processes is a common property of collisionless plasmas. When, in addition, the plasma density becomes so low that the amount of free energy per particle is large, direct emission becomes favorable. This can be expressed as negative absorption of the plasma which, like in conventional masers, leads to coherent emission even though no quantum correlations are involved. The physical basis of this formal analogy between a quantum maser and the electron–cyclotron maser is that in the electron–cyclotron maser the free-space radiation modes can be amplified directly. Several models have been proposed for such a process. The most famous one is the so-called loss-cone maser. However, as argued in this review, the loss-cone maser is rather inefficient. Available in situ measurements indicate that the loss-cone maser plays only a minor role. Instead, the main source for any strong electron–cyclotron maser is found in the presence of a magnetic-field-aligned electric potential drop which has several effects: (1) it dilutes the local plasma to such an extent that the plasma enters the regime in which the electron–cyclotron maser becomes effective (2) it generates energetic relativistic electron beams and field-aligned currents (3) it deforms, together with the magnetic mirror force, the electron distribution function, thereby mimicking a high energy level sufficiently far above the Maxwellian ground state of an equilibrium plasma (4) it favors emission in the free-space RX mode in a direction roughly perpendicular to the ambient magnetic field (5) this emission is the most intense, since it implies the coherent resonant contribution of a maximum number of electrons in the distribution function to the radiation (i.e., to the generation of negative absorption) (6) it generates a large number of electron holes via the two-stream instability, and ion holes via the current-driven ion-acoustic instability which manifest themselves as subtle fine structures moving across the radiation spectrum and being typical for the electron–cyclotron maser emission process. These fine structures can thus be taken as the ultimate identifier of the electron–cyclotron maser. The auroral kilometric radiation of Earth is taken here as the paradigm for other manifestations of intense radio emissions such as the radiation from other planets in the solar system, from exoplanets, the Sun and other astrophysical objects.

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Measuring Carbon Emissions From Space Will Help Bring Pollution Back Down To Earth

Aerial view of Navajo Generating Station, a 2,250MW coal-fired powerplant in Arizona.

In years to come, it is going to become increasingly important to keep track of carbon emissions, as the fight against climate change intensifies.

But there are so many power stations and industrial facilities around the world emitting CO2 that it is almost impossible to keep track of them. Jusqu'ici. A new scheme backed by Google is going to start tracking emissions of the greenhouse gas from space – and make its results public.

A new initiative by non-profits WattTime, the Carbon Tracker Initiative and the World Resources Institute (WRI) will use artificial intelligence and satellite technology to quantify the emissions from every large power plant around the world. The project is backed by a £1.7m grant from Google’s AI Impact Challenge, which issued an open call to organizations around the world to submit their ideas for how they could use AI to help address societal challenges.

The project will work by leveraging the growing global satellite network that surrounds the earth to observe power plants from space. AI technology will use the latest image processing algorithms to detect signs of emissions from power plants. To ensure its calculations are as accurate as possible, the project will combine data from a variety of different sensors operating at different wavelengths. AI algorithms will look at a whole range of different indicators of power plant emissions, from thermal infrared images, which indicate heat near smokestacks and cooling water intake, to visual spectrum recognition, which sounds complicated but simply means that satellites are looking for signs that a power plant is emitting smoke.

The information will be used to hold accountable polluting plants and also to enable new, advanced emissions reduction technologies. Regulations around the world are becoming stricter not just on carbon emissions but also on other pollutants that cause local air pollution but to be effective, any regulation, from local rules on air pollution to international climate agreements, rely on robust monitoring and verification regimes.

This new scheme will make it harder for governments or companies to avoid their legal responsibilities. It will also make it easier to hold organizations to account for any internal targets they announce.

“Carbon Tracker was the first organization to pioneer satellite-based power plant monitoring. We are excited to continue this innovative analysis in collaboration with our colleagues at WattTime and the WRI,” said Matt Gray, head of power & utilities at Carbon Tracker, which analyses how the transition to a low-carbon economy will affect investments in high-carbon companies, particularly energy generators and coal, oil and gas producers. It maps the risks, such as stranded assets and the investment opportunities that the low-carbon economy presents. The data generated by the project will make its mapping more robust.

San Francisco-based WattTime, which has pioneered a range of automated emissions reduction techniques using machine learning and power grid emissions data to allow smart devices to adjust the timing of their energy use and make the most of available clean energy, will lead the project.

“Far too many power companies worldwide currently shroud their pollution in secrecy. But through the growing power of AI, we’re about to lift that veil all over the world, all at once,” said Gavin McCormick, executive director of WattTime, which is a subsidiary of the Rocky Mountain Institute.

The data will also allow it to better match energy use and battery storage to peak clean energy production, and it will allow governments to incentivise renewable energy facilities in areas where they can have the most impact on reducing emissions. It will also allow concerned citizens to know where pollution is coming from and hold the polluters to account, which can often be more powerful than regulation in forcing action.

The WRI maintains the most comprehensive global database of power plants. “The more transparency we can provide for energy consumers around the world, the more likely we are to solve some of the monumental challenges facing our planet,” said Johannes Friedrich, a senior associate at WRI.


Title: ELECTRON CYCLOTRON MASER EMISSIONS FROM EVOLVING FAST ELECTRON BEAMS

Fast electron beams (FEBs) are common products of solar active phenomena. Solar radio bursts are an important diagnostic tool for understanding FEBs and the solar plasma environment in which they propagate along solar magnetic fields. In particular, the evolution of the energy spectrum and velocity distribution of FEBs due to the interaction with the ambient plasma and field during propagation can significantly influence the efficiency and properties of their emissions. In this paper, we discuss the possible evolution of the energy spectrum and velocity distribution of FEBs due to energy loss processes and the pitch-angle effect caused by magnetic field inhomogeneity, and we analyze the effects of the evolution on electron-cyclotron maser (ECM) emission, which is one of the most important mechanisms for producing solar radio bursts by FEBs. Our results show that the growth rates all decrease with the energy loss factor Q , but increase with the magnetic mirror ratio σ as well as with the steepness index δ . Moreover, the evolution of FEBs can also significantly influence the fastest growing mode and the fastest growing phase angle. This leads to the change of the polarization sense of the ECM emission. In particular, our results also revealmore » that an FEB that undergoes different evolution processes will generate different types of ECM emission. We believe the present results to be very helpful for a more comprehensive understanding of the dynamic spectra of solar radio bursts. « less


The electron-cyclotron maser emissions from Earth - Astronomy

I heard in the TV that moon is moving away from the earth towards the sun. Why is that happening? And when was this exactly discovered?

The Moon's orbit (its circular path around the Earth) is indeed getting larger, at a rate of about 3.8 centimeters per year. (The Moon's orbit has a radius of 384,000 km.) I wouldn't say that the Moon is getting closer to the Sun, specifically, though--it is getting farther from the Earth, so, when it's in the part of its orbit closest to the Sun, it's closer, but when it's in the part of its orbit farthest from the Sun, it's farther away.

The reason for the increase is that the Moon raises tides on the Earth. Because the side of the Earth that faces the Moon is closer, it feels a stronger pull of gravity than the center of the Earth. Similarly, the part of the Earth facing away from the Moon feels less gravity than the center of the Earth. This effect stretches the Earth a bit, making it a little bit oblong. We call the parts that stick out "tidal bulges." The actual solid body of the Earth is distorted a few centimeters, but the most noticable effect is the tides raised on the ocean.

Now, all mass exerts a gravitational force, and the tidal bulges on the Earth exert a gravitational pull on the Moon. Because the Earth rotates faster (once every 24 hours) than the Moon orbits (once every 27.3 days) the bulge tries to "speed up" the Moon, and pull it ahead in its orbit. The Moon is also pulling back on the tidal bulge of the Earth, slowing the Earth's rotation. Tidal friction, caused by the movement of the tidal bulge around the Earth, takes energy out of the Earth and puts it into the Moon's orbit, making the Moon's orbit bigger (but, a bit pardoxically, the Moon actually moves slower!).

The Earth's rotation is slowing down because of this. One hundred years from now, the day will be 2 milliseconds longer than it is now.

This same process took place billions of years ago--but the Moon was slowed down by the tides raised on it by the Earth. That's why the Moon always keeps the same face pointed toward the Earth. Because the Earth is so much larger than the Moon, this process, called tidal locking, took place very quickly, in a few tens of millions of years.

Many physicists considered the effects of tides on the Earth-Moon system. However, George Howard Darwin (Charles Darwin's son) was the first person to work out, in a mathematical way, how the Moon's orbit would evolve due to tidal friction, in the late 19th century. He is usually credited with the invention of the modern theory of tidal evolution.

So that's where the idea came from, but how was it first measured? The answer is quite complicated, but I've tried to give the best answer I can, based on a little research into the history of the question.

There are three ways for us to actually measure the effects of tidal friction.

* Measure the change in the length of the lunar month over time.

This can be accomplished by examining the thickness of tidal deposits preserved in rocks, called tidal rhythmites, which can be billions of years old, although measurements only exist for rhythmites that are 900 million years old. As far as I can find (I am not a geologist!) these measurements have only been done since the early 90's.

* Measure the change in the distance between the Earth and the Moon.

This is accomplished in modern times by bouncing lasers off reflectors left on the surface of the Moon by the Apollo astronauts. Less accurate measurements were obtained in the early 70's.

* Measure the change in the rotational period of the Earth over time.

Nowadays, the rotation of the Earth is measured using Very Long Baseline Interferometry, a technique using many radio telescopes a great distance apart. With VLBI, the positions of quasars (tiny, distant, radio-bright objects) can be measured very accuarately. Since the rotating Earth carries the antennas along, these measurements can tell us the rotation speed of the Earth very accurately.

However, the change in the Earth's rotational period was first measured using eclipses, of all things. Astronomers who studied the timing of eclipses over many centuries found that the Moon seemed to be accelerating in its orbit, but what was actually happening was that the Earth's rotation was slowing down. The effect was first noticed by Edmund Halley in 1695, and first measured by Richard Dunthorne in 1748--though neither one really understood what they were seeing. I think this is the earliest discovery of the effect.

Cette page a été mise à jour pour la dernière fois le 28 janvier 2019.

About the Author

Britt Scharringhausen

Britt studies the rings of Saturn. She got her PhD from Cornell in 2006 and is now a Professor at Beloit College in Wisconson.


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